望遠鏡

望遠鏡は、遠くの物体を、その物体からの電磁放射の放出、吸収、または反射によって観察するために使用される装置である。^[1]もともとは、レンズ、曲面鏡、またはその両方の組み合わせを使用して遠くの物体を観察する光学機器、つまり光学望遠鏡であった。今日、「望遠鏡」という言葉は、電磁スペクトルのさまざまな領域を検出できる幅広い機器、および場合によっては他のタイプの検出器として定義されています。

最初の実用的な望遠鏡はガラスレンズを備えた屈折望遠鏡であり、 17 世紀初頭にオランダで発明されました。これらは地上での用途と天文学の両方に使用されました。

反射望遠鏡は、鏡を使って光を集めて焦点を合わせるもので、最初の屈折望遠鏡の発明から数十年以内に発明されました。

20 世紀には、1930 年代の電波望遠鏡や1960 年代の 赤外線望遠鏡など、多くの新しいタイプの望遠鏡が発明されました。

望遠鏡という言葉は、1611年にギリシャの数学者ジョヴァンニ・デミシアーニが、アカデミア・デイ・リンチェイでの晩餐会で披露されたガリレオ・ガリレイの機器の一つにちなんで作った造語である。^{[2] [3]ガリレオは『}星空の使者』の中でラテン語のperspicillum を使用している。この語源は古代ギリシャ語のτῆλε から来ており、ローマ字表記はtele「遠い」、σκοπεῖν 「見る、見る」、τηλεσκόπος 「遠くを見る」である。[ ^4]

望遠鏡に関する現存する最古の記録は、1608年にオランダ政府に提出された、ミデルブルフの眼鏡職人ハンス・リッペルハイによる屈折望遠鏡の特許である。^[5]実際の発明者は不明だが、その噂はヨーロッパ中に広まった。ガリレオはそれを聞き、1609年に独自の望遠鏡を製作し、天体の望遠鏡観測を行った。^{[6] [7]}

屈折望遠鏡が発明されて間もなく、対物レンズ、つまり集光素子として鏡を使用できるというアイデアが研究されました。 ^[8]放物面鏡を使用する潜在的な利点（球面収差の低減と色収差の排除）により、反射望遠鏡の設計が数多く提案され、何度も製作が試みられました。^[9] 1668年、アイザック・ニュートンは、現在彼の名前が付けられているニュートン反射望遠鏡の設計による最初の実用的な反射望遠鏡を製作しました。^[10]

1733年のアクロマートレンズの発明により、単純なレンズに存在する色収差が部分的に補正され^[11]、より短く機能的な屈折望遠鏡の製作が可能になりました。^[要出典]反射望遠鏡は、屈折望遠鏡で見られる色の問題に制限されませんでしたが、18世紀から19世紀初頭にかけて使用されていた、すぐに変色する金属鏡の使用によって妨げられました。この問題は、1857年に銀メッキのガラス鏡、1932年にアルミニウムメッキの鏡が導入されたことで軽減されました。 ^[12]屈折望遠鏡の物理的最大サイズ制限は約1メートル（39インチ）であるため、20世紀初頭以降に製作された大型の光学研究用望遠鏡の大部分は反射望遠鏡でした。現在、最大の反射望遠鏡は対物レンズが10メートル（33フィート）を超えており、30〜40メートルの設計がいくつか進行中です。^[13]

20 世紀には、電波からガンマ線まで幅広い波長で機能する望遠鏡も開発されました。最初の専用電波望遠鏡は 1937 年に運用を開始しました。それ以来、多種多様な複雑な天文機器が開発されてきました。

大気は電磁スペクトルの大部分に対して不透明なので、地球表面から観測できるのはごく少数の帯域のみである。これらの帯域は可視であり、近赤外線とスペクトルの電波部分の一部である。^[14]このため、X線や遠赤外線の地上望遠鏡は存在せず、これらは軌道上から観測する必要がある。たとえ波長が地上から観測可能であっても、雲、天体シーイング、光害などの問題があるため、衛星に望遠鏡を設置する方が有利な場合がある。^[15]

宇宙望遠鏡を打ち上げることのデメリットとしては、コスト、サイズ、保守性、アップグレード性などが挙げられる。^[16]

NASAの宇宙望遠鏡の例としては、可視光、紫外線、近赤外線の波長を検出するハッブル宇宙望遠鏡、赤外線を検出するスピッツァー宇宙望遠鏡、何千もの太陽系外惑星を発見したケプラー宇宙望遠鏡などがあります。^[17]最新の望遠鏡は、2021年12月25日にフランス領ギアナのクールーで打ち上げられたジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡です。ウェッブ望遠鏡は赤外線を検出します。^[18]

「望遠鏡」という名前は、広範囲の機器をカバーします。ほとんどの機器は電磁放射を検出しますが、天文学者がさまざまな周波数帯域で光（電磁放射）を収集する方法には大きな違いがあります。

波長が長くなるにつれて、アンテナ技術を使って電磁波と相互作用することが容易になる（ただし、非常に小さなアンテナを作ることは可能）。近赤外線は可視光とほぼ同じように収集できますが、遠赤外線およびサブミリ波の範囲では、望遠鏡は電波望遠鏡のように動作できます。たとえば、ジェームズ・クラーク・マクスウェル望遠鏡は、 3μm（0.003mm）から2000μm（2mm）の波長を観測しますが、放物面アルミニウムアンテナを使用します。^[19]一方、約3μm（0.003mm）から180μm（0.18mm）を観測するスピッツァー宇宙望遠鏡は、ミラー（反射光学系）を使用します。ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3は、反射光学系を使用して、約0.2μm（0.0002mm）から1.7μm（0.0017mm）（紫外線から赤外線まで）の周波数範囲を観測することができます。^[20]

波長が短く、周波数が高い光子の場合、完全反射光学系ではなく、斜入射光学系が使用されます。TRACEやSOHOなどの望遠鏡は、特殊なミラーを使用して極端紫外線を反射し、通常では不可能なほど高解像度で明るい画像を生成します。口径が大きいということは、より多くの光が集められるということだけでなく、より細かい角度解像度も可能になることを意味します。

望遠鏡は、設置場所によっても分類できます。地上望遠鏡、宇宙望遠鏡、飛行望遠鏡などです。また、プロの天文学者とアマチュア天文学者のどちらが操作するかによっても分類できます。1 台以上の望遠鏡やその他の機器を備えた車両または常設施設は、天文台と呼ばれます。

電波望遠鏡は指向性 電波アンテナで、通常は大きな皿を使って電波を集めます。皿は、観測する 波長よりも小さい開口部を持つ導電性の金網で作られていることもあります。

観測対象の空の一部を拡大した画像を生成する光学望遠鏡とは異なり、従来の電波望遠鏡のアンテナには単一の受信機が内蔵されており、観測領域の特性を表す単一の時間変動信号が記録されます。この信号はさまざまな周波数でサンプリングされる場合があります。一部の新しい電波望遠鏡の設計では、単一のアンテナに複数の受信機のアレイが内蔵されており、これは焦点面アレイとして知られています。

複数のパラボラアンテナで同時に受信した信号を収集し相関させることで、高解像度の画像を計算することができます。このようなマルチパラボラアンテナアレイは天文干渉計として知られており、この技術は開口合成と呼ばれています。これらのアレイの「仮想」開口は、望遠鏡間の距離とほぼ同じサイズです。2005年現在、日本のはるか（高度通信天文学研究所）VSOP（VLBI宇宙観測計画）衛星などの宇宙ベースの超長基線干渉計（VLBI）望遠鏡を使用した場合、記録的なアレイサイズは地球の直径の何倍にもなります。^[21]

開口合成は現在、光学干渉計（光学望遠鏡のアレイ）を使用した光学望遠鏡や、単一反射望遠鏡での 開口マスキング干渉法にも適用されています。

電波望遠鏡はマイクロ波放射の収集にも使用され、大気圏や星間ガスや塵の雲を通過できるという利点があります。

アレン・テレスコープ・アレイなどの電波望遠鏡は、SETI ^[22]やアレシボ天文台などのプログラムで地球外生命体の探索に使用されています。^{[23] [24]}

光学望遠鏡は、主に電磁スペクトルの可視部分から光を集めて焦点を合わせます。 ^[25]光学望遠鏡は、遠くの物体の見かけの角度の大きさと見かけの明るさを増加させます。観察、写真撮影、研究、およびコンピュータへの送信のために、望遠鏡は通常ガラスレンズやミラーで作られた1つ以上の湾曲した光学要素を使用して、光やその他の電磁放射を集め、その光または放射を焦点に導きます。光学望遠鏡は天文学で使用され、また、セオドライト（トランシットを含む）、スポッティングスコープ、単眼鏡、双眼鏡、 カメラレンズ、スパイグラスなど、多くの非天文学機器にも使用されています。主な光学タイプは3つあります。

• レンズを使って像を形成する屈折望遠鏡。^[26]
• 反射望遠鏡は、鏡の配列を利用して像を形成します。^[27]
• レンズと組み合わせた鏡を使用して像を形成するカタディオプトリック望遠鏡。

フレネルイメージャーは、フレネルレンズを使用して光を集光する宇宙望遠鏡の超軽量設計として提案されている。^{[28] [29]}

これらの基本的な光学タイプの他に、天体写真機^[30]、 彗星探査機^[31]、太陽望遠鏡^[32]など、その目的によって分類されるさまざまな光学設計のサブタイプが数多く存在します。

紫外線のほとんどは地球の大気圏で吸収されるため、これらの波長での観測は上層大気圏または宇宙から行う必要がある。^{[33] [34]}

X線は、より長い波長の電磁放射よりも収集して焦点を合わせるのが非常に困難です。X線望遠鏡は、 X線を数度反射できる重金属製のリング状の「斜視」ミラーで構成されたウォルター望遠鏡などのX線光学系を使用できます。ミラーは通常、回転放物線と双曲線、または楕円の一部です。1952年に、ハンス・ウォルターは、この種のミラーのみを使用して望遠鏡を構築する3つの方法を概説しました。^{[35] [36]}このタイプの望遠鏡を使用している宇宙観測所の例としては、アインシュタイン天文台、^[37] ROSAT、^[38]チャンドラX線観測所などがあります。^{[39] [40]} 2012年にNuSTAR X線望遠鏡が打ち上げられました。これは、長い展開式マストの先端にウォルター望遠鏡設計の光学系を使用し、79keVの光子エネルギーを可能にしました。^{[41] [42]}

高エネルギーの X 線およびガンマ線望遠鏡では、完全な焦点合わせは行わず、コード化された開口マスクを使用します。マスクが作り出す影のパターンを再構成して画像を形成できます。

X線やガンマ線望遠鏡は、通常、高高度気球^{[43] [44]}や地球周回衛星に搭載されます。これは、地球の大気圏が電磁スペクトルのこの部分を透過しないためです。このタイプの望遠鏡の例として、2008年6月に打ち上げられたフェルミガンマ線宇宙望遠鏡があります^{。[45] [46]}

通常のガンマ線よりも波長が短く、周波数が高い非常に高エネルギーのガンマ線を検出するには、さらに特殊な技術が必要です。このような検出は、撮像大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）または水チェレンコフ検出器（WCD）のいずれかで行うことができます。IACTの例としては、現在建設中の次世代ガンマ線望遠鏡CTAを搭載したHESS ^[47]やVERITAS ^{[48] [49]}があります。HAWCとLHAASOは、水チェレンコフ検出器をベースにしたガンマ線検出器の例です。

2012年の発見により、ガンマ線望遠鏡の焦点合わせが可能になるかもしれない。^[50]光子エネルギーが700keVを超えると、屈折率は再び増加し始める。^[50]

• エリオット、ロバート S. (1966)、電磁気学、マグロウヒル
• キング、ヘンリー C. (1979)。望遠鏡の歴史。H. スペンサー ジョーンズ。ニューヨーク: ドーバー パブリケーションズ。ISBN 0-486-23893-8. OCLC  6025190.
• パサチョフ、ジェイ・M（1981年）。現代天文学（第2版）。フィラデルフィア：サンダース大学出版。ISBN 0-03-057861-2. OCLC  7734917.
• ラシェド、ロシュディ、モレロン、レジス（1996）、アラビア科学史百科事典、第1巻と第3巻、ラウトレッジ、ISBN 978-0-415-12410-2
• サブラ、AI; ホゲンダイク、JP (2003)。イスラムにおける科学の事業：新しい視点。MITプレス。pp . 85–118。ISBN 978-0-262-19482-2。
• ウェイド、ニコラス J.; フィンガー、スタンレー (2001)、「光学機器としての目: カメラ オブスキュラからヘルムホルツの視点まで」、知覚、30 (10): 1157–1177、doi :10.1068/p3210、PMID  11721819、S2CID  8185797
• ワトソン、フレッド（2007年）。『スターゲイザー：望遠鏡の生涯と時代』クロウズネスト、ニューサウスウェールズ州：アレン＆アンウィン。ISBN 978-1-74176-392-8. OCLC  173996168.

Wikiquoteに望遠鏡に関する引用があります。

ウィキメディア・コモンズには、望遠鏡に関連するメディアがあります。

• ガリレオからガンマ・ケフェウス座まで – 望遠鏡の歴史 2013年5月8日アーカイブ、Wayback Machine
• ガリレオ プロジェクト – アル ヴァン ヘルデン著「望遠鏡」
• 「最初の望遠鏡」。宇宙の旅：科学的宇宙論の歴史の展示の一部。2008年4月9日、アメリカ物理学会のウェイバックマシンにアーカイブ。
• テイラー、ハロルド・デニス。ギル、デヴィッド (1911)。「望遠鏡」 。ブリタニカ百科事典。 Vol. 26（第11版）。 557–573ページ。
• 光学以外の望遠鏡：その他の種類の望遠鏡
• グレイ、メーガン、メリフィールド、マイケル (2009)。「望遠鏡の直径」。60のシンボル。ノッティンガム大学のブレイディ・ハラン。